Formação de moléculas orgânicas em ambientes interestelares

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Departamento de Astronomia

Luciene da Silva Coelho

Forma¸

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ao de Mol´

eculas Orgˆ

anicas em

Ambientes Interestelares

S˜ao Paulo

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anicas em

Ambientes Interestelares

Disserta¸cão apresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo como requisito parcial para a obten¸cão do t´ıtulo de Mestre em Ciências.

Vers˜ao Corrigida.

A vers˜ao original encontra-se na unidade.

´

Area de Concentra¸c˜ao: Astronomia

Orientador: Prof. Dr. Amˆancio C´esar Santos Fria¸ca

S˜ao Paulo

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A minha mãe Cléa, e aos meus irmãos Alexandre e Allan por me ajudarem, me estim-ularem e me darem suporte para chegar aqui. Devo tudo a vocês;

Ao Professor Doutor Amâncio César S. Fria¸ca por me orientar neste projeto e em outros que ainda estão por vir;

`

A Ana Cec´ılia Soja e ao Rafael Santucci por tudo, sem vocês eu não conseguiria chegar aqui e conto com vocês na qualifica¸cão!!!

`

A Fernanda, Maria Clara e Pedro Caetano por tornarem minha vida mais feliz;

Ao Professor Doutor Jacques Le Bourlet e ao Professor Doutor Franck Le Petit pela gentileza em me assessorar na utiliza¸c˜ao do C´odigo Meudon PDR;

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A Professora Doutora Ruth pelos conselhos sempre úteis, principalmente nos relatórios; Ao Professor Rama pelos conselhos e por me ajudar a crescer pessoal e profissional-mente;

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A Professora S´ılvia Rossi pelo colo e pelas broncas; `

A Professora Vera Jatenco pelo semestre que trabalhamos juntas;

Aos amigos Cris Forcioni, F´abio Rodrigues, Felipe A. Augusto, por toda a ajuda e disponibilidade em me atender e tirar minhas d´uvidas, principalmente em qu´ımica!!!;

Aos amigos James, Rodrigo Costa, César, Artur, Lilian, Andressa, Isis, Elisa, Aiara, Tha´ıse, Giovanni, Denise, Tatiane, Alexandra, Mariana Tanaka, Mariane Marins, alguns por simplismente estarem lá e os outros por entenderem porque eu não podia estar lá.

Aos colegas Marcus, Vinicius e Oscar por disponibilizarem esta versão super amigável do latex facilitando muito minha disserta¸cão;

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Ao Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas - IAG/USP

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Lennon and McCartney

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Este trabalho apresenta o estudo de algumas moléculas do meio interestelar úteis para o levantamento do conteúdo de matéria orgânica do universo e para as condi¸cões pré-bióticas na Terra e em outros ambientes no universo. Utilizamos como objeto-teste a Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo, devido à sua geometria simples, à sua distância moderada até nós, ao seu campo de radia¸cão ultravioleta bem conhecido resultante da ilumina¸cão por uma estrela próxima, σ Orionis, e por ter sido extensivamente estudada por diversos trabalhos. Desse modo, podemos investigar com seguran¸ca diversos processos f´ısicos e qu´ımicos no meio interestelar.

O principal instrumento utilizado neste trabalho foi o código PDR Meudon devido ao fato de que é amplamente utilizado por ser um dos programas de análise de dados de projetos recentes de astronomia, como o projeto Herschel, e por ser público. O código pode ser utilizado para modelizar com confiabilidade a Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo, visto que ela mesma é uma PDR (região de fotodissocia¸cão) protot´ıpica. Atualizamos o setor de qu´ımica do código para testar diversos cenários de forma¸cão de moléculas.

Consideramos o impacto nas abundâncias derivadas das moléculas de várias suposi¸cões em rela¸cão ao estado do gás (modelos isocórico, isotérmico e isobárico), decidindo em favor de um modelo isobárico. Verificou-se o papel dos raios cósmicos e de vários conjuntos de dados das rea¸cões qu´ımicas.

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This work presents the study of some molecules of the interstellar medium that are useful for the bookkeeping of the molecular content of the universe and for prebiotic con-ditions on Earth and in other environments in the universe. The Horsehead Nebula was chosen as test object, due to its simple geometry, its moderate distance to us, its well-known ultraviolet radiation ﬁeld resulting from the starσ Orionis, and due the fact that it has been extensively studied in several works. In this way, we can safely investigate several physical and chemical processes on the interstellar medium.

The main tool used in the present work was the Meudon PDR code due the fact that it is widely used as one of the legacy data analysis programs of current astronomy projects, e.g. the Herschel project, and it is public. The code can reliably model the Horsehead Nebula, since this nebula is a prototypic PDR (photodissociation region). We updated the chemical sector of the code in order to test several scenarios for molecule production.

We considered the impact on the derived molecule abundances of several assumptions relative to the gas state (isochoric, isothermal and isobaric models), and the isobaric model was found to be the most plausible. We checked the role of cosmic rays and several datasets of chemical reactions.

We derived the abundances of several molecules, including some of potential prebiotic importance: CN and their ions, HCN, HNC, nitriles and their ions, nitrogen hydrides, and benzene. We investigated the role of anions and PAHs. Finally, we explored production channels for astrobiologically relevant nitrogenated heterocycles: pyrrole and pyridine.

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∆fH0 Varia¸c˜ao da entalpia de forma¸c˜ao.

AIBs Bandas Arom´aticas no Infravermelho

Akari Satélite astronômico no infravermelho desenvolvido pela Agência de Explora¸cão Espacial Japonesa.

ALMA Da sigla em inglês para The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array -Radiotelescópio desenvolvido em parceria entre Europa, América do Norte, leste da

´

Asia e Chile.

AV Extin¸c˜ao na faixa espectral do vis´ıvel.

CHO Elementos carbono, hidrogˆenio e oxigˆenio.

CHON Elementos carbono, hidrogênio, oxigênio e nitrogênio.

CHONPS Elementos essenciais para a vida, ou seja, carbono, hidrogênio, oxigênio, ni-trogênio, fósforo e enxofre.

CoRoT Da sigla para Convection Rotation et Transits Planétaires - Missão espacial lid-erada pela Agência Espacial Francesa em conjunto com com a Agência Espacial Européia com objetivo de buscar exoplanetas e realizar astrosismologia.

DFT Teoria da densidade funcional.

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FIR Da sigla em inglˆes para far infrared - infravermelho distante FUV Da sigla em inglˆes para far ultraviolet - ultravioleta distante

HARPS Da sigla em inglˆes para High Accuracy Radial velocity Planetary Search project - espectrometro dedicado a busca por exoplanetas, instalado no telesc´opio de 3.6 metros em La Silla.

Herschel Observatório espacial desenvolvido pela Agência Espacial Européia. HHN Da sigla em inglês para Horsehead Nebula- Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. Kepler Telescópio espacial da NASA que visa a busca por planetas habitáveis.

LLAMA Da sigla em inglês para Long Latin American Millimeter Array - Radiote-lescópios para comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos.

M⊙ Massa solar.

Mag Magnitude.

NASA Da sigla em inglês para National Aeronautics and Space Administration- Admin-istra¸cão Nacional de Aeronáutica e Espacial dos Estados Unidos da América. nH Densidade total de núcleos de hidrogênio.

Odin Mini-satélite desenvolvido pela Suécia em coopera¸cão com Fran¸ca, Canadá e Finlândia com proposta de estudar a atmosfera terrestre além de objetos astronômicos.

PACS Da sigla em inglês para Photo-conductor Array Camera and Spectrometer - Es-pectrômetro e câmera fotocondutora instalados no observatório espacial Herschel. PAHs Da sigla em inglês parapoliciclic aromatic hidrocarbon- hidrocarbonetos aromáticos

polic´ıclicos.

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RNA Da sigla em inglˆes para ribonucleic acid - ´acido ribonucleico.

Sophie Da sigla em francês para Spectrographe pour l’Observation des Phénomènes des Intériuers stellaires et des Exoplanètes- espetrógrafo instalado no telescópio de 1.93 metros do Haute-Provence Observatory no sudoeste da Fran¸ca.

SPICA Da sigla em inglês paraSpace Infrared Telescope for Cosmology and Astrophysics - observatório espacial proposto pela Agência de Explora¸cão Espacial Japonesa para ser lan¸cado em 2018.

Spitzer Telescópio espacial da NASA que opera na região do infravermelho do espectro eletromagnético.

SWAS Da sigla em inglês para Submillimeter Wave Astronomy Satellite - telescópio es-pacial da NASA designado a estudar a composi¸cão qu´ımica de nuvens de gás inter-estelares.

Tc Temperatura cin´etica.

Te Temperatura eletrˆonica.

Tef Temperatura efetiva.

UV Ultravioleta.

VISIR Da sigla em inglˆes para The VLT spectrometer and imager for the mid-infrared -espectrometro para o infravermelho m´edio usado pelo ESO.

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1.1 Mapa das ´Areas de estudos da Astrobiologia (Briggs, 2009) . . . 28

1.2 Carboidratos formados por cadeias de carbono. (Gilmour e Sephton, 2004) 36 1.3 Membranas lip´ıdicas de c´elulas. (Gilmour e Sephton, 2004) . . . 36

1.4 Produ¸c˜ao de prote´ınas a partir de amino´acidos. (Gilmour e Sephton, 2004) 37 1.5 Bases encontradas no DNA. (Gilmour e Sephton, 2004). . . 37

2.1 Ilustra¸c˜ao de uma PDR com seus principais elementos. (Le Petit, 2012) . . 45

2.2 Ilustra¸c˜ao de nuvem molecular com suas regi˜oes t´ıpicas. (Le Petit, 2012) . 46 2.3 Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo (HHN) e circunvizinhan¸ca. (NASA, 2010) . . . 56

2.4 Caracter´ısticas geom´etricas do c´odigo em uma nuvem. (Le Petit, 2012) . . 58

3.1 Varia¸c˜ao dos principais parˆametros no modelo com nH constante. . . 67

3.2 Teste de Convergˆencia do c´odigo para a HHN. . . 68

3.3 Teste de Convergˆencia do c´odigo para a HHN. . . 68

3.4 Teste da influência da taxa de ioniza¸cão por raios cósmicos na HHN. . . 69

3.5 Teste da influência da taxa de ioniza¸cão por raios cósmicos na HHN. . . 70

3.6 Teste da influência da varia¸cão da entalpia de forma¸cão na HHN. . . 72

3.7 Abundˆancias de algumas esp´ecies CHO na HHN. . . 73

3.8 Abundˆancias de algumas esp´ecies CHO na HHN. . . 73

3.9 Abundˆancia de algumas esp´ecies CHO na HHN. . . 74

3.10 Abundˆancias do CN, CN+_,_CN−_{, HCN e HNC em rela¸c˜ao ao CN. . . .} ₇₅

3.11 Varia¸cão dos principais parâmetros no modelo isobárico. . . 76

3.12 Abundˆancias de CHO para o modelo isob´arico ao longo da HHN. . . 77

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3.16 Abundˆancia CN, HCN e HNC para o modelo isot´ermico ao longo da HHN. 80

3.17 Abundˆancia de algumas mol´eculas nitrogenadas na HHN. . . 81

3.18 Abundˆancia de algumas mol´eculas nitrogenadas na HHN. . . 82

3.19 Abundˆancia de alguns ˆanions na HHN. . . 83

3.20 Abundˆancia de ˆanions na HHN. . . 83

3.21 Abundˆancia do benzeno ao longo da Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. . . 85

3.22 Abundˆancia do pirrol ao longo da Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. . . 87

3.23 Abundˆancia do pirrol com mais rea¸c˜oes. . . 89

3.24 Diferen¸ca obtida para a abundˆancia do pirrol . . . 90

3.25 Abundˆancia da piridina a partir do etano ao longo da HHN. . . 92

3.26 Abundˆancia dos principais hidrocarbonetos na HHN (incluindo o CH). . . 92

3.27 Abundˆancia da piridina ao longo da Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. . . 94

3.28 Abundˆancia do benzeno quando considera-se uma abundˆancia inicial. . . . 95

3.29 Compara¸c˜ao da produ¸c˜ao do benzeno. . . 96

3.30 Abundˆancia do pirrol produzido por PAHs. . . 97

3.31 Compara¸c˜ao da produ¸c˜ao do pirrol por diversos canais. . . 98

3.32 Abundˆancia da piridina produzida por PAHs. . . 98

3.33 Compara¸c˜ao da produ¸c˜ao da piridina por diversos canais. . . 99

3.34 Compara¸c˜ao entre pirrol e piridina produzidos por PAHs. . . 100

3.35 Abundˆancia de alguns PAHs e PANHs ao longo da HHN. . . 102

3.36 Compara¸c˜ao da produ¸c˜ao do pirrol por diversos canais. . . 103

3.37 Produ¸c˜ao da piridina por diversos canais. . . 103

3.38 Compara¸c˜ao da produ¸c˜ao da piridina por diversos canais. . . 104

3.39 Compara¸c˜ao entre pirrol e piridina produzidos por PAHs. . . 104

4.1 Fra¸c˜ao de N em algumas formas simples de nitrogˆenio na HHN. . . 106

4.2 Fra¸c˜ao de N em alguns hidretos de nitrogˆenio na HHN. . . 106

4.3 Fra¸c˜ao de N em cianeto e seus derivados na HHN. . . 107

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1.1 Os dez elementos mais abundantes. . . 35 2.1 Comprimentos de onda de transi¸cões de n´ıveis de energia. . . 48 2.2 Valores médios para taxas de rea¸cão.(Maciel, 2002) . . . 56 2.3 Caracter´ısticas f´ısicas da HHN.(Gerin et al., 2009) . . . 57 3.1 Parâmetros iniciais do modelo padrão para a Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. . 66 3.2 Valores usados na varia¸cão da entalpia de forma¸cão (∆fH◦). . . 71

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1. Introdu¸cão. . . 27 1.1 Matéria Orgânica no Universo . . . 27 1.2 Astrobiologia . . . 30 1.3 Origem e Busca pela Vida . . . 31 1.3.1 O que é vida? . . . 31 1.4 Agua . . . .´ 33 1.5 Carbono . . . 34 1.6 Nitrogênio . . . 35 1.6.1 Acidos Nucleicos (DNA/RNA) . . . .´ 37 1.6.2 Espécies Nitrogenadas de Interesse Astrobiológico . . . 37 1.7 O Mundo Aromático . . . 38 1.8 Organiza¸cão da Disserta¸cão . . . 41

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2.2.2 Destrui¸cão de Moléculas . . . 53 2.2.2.1 Fotodissocia¸cão . . . 54 2.2.2.2 Dissocia¸cão Colisional . . . 54 2.3 Cinética de Rea¸cão . . . 54 2.3.1 Taxas de Rea¸cão . . . 55 2.4 Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo . . . 56 2.5 O Código PDR Meudon . . . 57 2.5.1 Caracter´ısticas do Código . . . 58 2.5.1.1 Rea¸cões Qu´ımicas . . . 60

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4.2 Rotas para a Produ¸c˜ao de Heteroc´ıclicos . . . 109 4.3 Busca por Mol´eculas em Ambientes Interestelares e Circum-estelares . . . . 112

5. Conclusões e Perspectivas . . . 117 5.1 Precisamos de uma Revolu¸cão Molecular . . . 118 5.2 Próximos Passos em Simula¸cões . . . 121 5.3 Perspectivas Observacionais . . . 123

Referˆencias . . . 125

Apˆendice 135

A. Mol´eculas Encontradas em Ambientes Interestelares e Circum-estelares . . . 137

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Introdu¸c˜

ao

O estudo do universo orgânico tornou-se uma das áreas de fronteira em astrof´ısica. O enorme crescimento que esta área apresentou nos últimos anos deve-se ao aumento da disponibilidade de bases de dados em laboratório e de cálculos quânticos fundamentais com respeito às taxas de rea¸cões e espectros de moléculas. Grande parte das moléculas observadas no espa¸co são orgânicas e, de fato, houve uma mudan¸ca paradigmática muito recente, motivada pelo florescimento da astrobiologia, ou seja, o estudo multidisciplinar da origem, evolu¸cão, distribui¸cão e destino da vida no Universo, considerando em especial a vida em outros lugares além da Terra (Lafleur, 1941). Além disso, diversos observatórios tanto espaciais como em solo têm explorado partes do espectro eletromagnético rico em linhas moleculares, desde o infravermelho próximo ao rádio, incluindo o infravermelho médio e distante e o submilimétrico/milimétrico. Uma das principais frentes exploradas pela astrobiologia é o estudo da biologia terrestre, já que a busca pela vida em qualquer lugar do Universo é condicionada por nosso conhecimento da vida na Terra. Além disso, a origem e a evolu¸cão da vida terrestre, é condicionada pelas condi¸cões que possui nosso planeta no Sistema Solar e na nossa Galáxia (Fria¸ca, 2012). O surgimento da vida no Universo passou a ser visto como uma etapa da evolu¸cão cosmológica da complexidade, da qual a forma¸cão das moléculas orgânicas representam uma importante fase.

1.1 Mat´eria Orgˆanica no Universo

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Figura 1.1: Mapa das ´Areas de estudos da Astrobiologia (Briggs, 2009)

“early”, usando o recém-completado espectrógrafo Coudé do observatório de Monte Wilson. No seu trabalho de 1937, Durham e Adams identificaram facilmente nos espectros estelares linhas doT i+_{de origem interestelar, mas restavam algumas linhas de origem desconhecida.} No mesmo ano, Swings e Rosenfeld reconheceram o comprimento de onda de uma das linhas não identificadas a 4300.3 ˚Acomo um dos componentes da banda 4315 ˚Ado CH (Herzberg, 1988). Nesse momento, come¸cou a era do universo molecular em astrof´ısica.

Pode-se dizer que também que em 1937 come¸cou a era do universo orgânico em as-trof´ısica. A defini¸cão de qu´ımica orgânica tem alguma varia¸cão, mas um modo de defini-la seria o campo da qu´ımica que estuda compostos onde comparece a liga¸cão CH. Esta defini¸cão exclui o CO e CN− _{assim como compostos mais complexos onde não comparece}

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Também para o HCN é cr´ıtico na defini¸cão de qu´ımica orgânica, visto que normalmente não é considerado orgânico. Mas, segundo o ponto de vista astrof´ısico, ele seria orgânico porque apresenta a liga¸cão H-C. Ademais é o precursor da importante classe de nitrilas, que apresentam abundâncias significativas no meio interstelar. Também é importante ao se considerar os compostos heteroc´ıclicos nitrogenados, de grande significado na biologia terrestre.

Além do meio interestelar, representado tanto por nuvens difusas interestelares como por nebulosas, os envelopes circum-estelares e, principalmente, arredores de gigantes ver-melhas, são regiões ricas em carbono, onde se encontra grande quantidade de matéria orgânica. Verificou-se que as rea¸cões qu´ımicas que formam moléculas orgânicas nestas regiões (Cherchneff et al., 1992) fazem delas as fontes dominantes de uma importante classe de compostos orgânicos, os hidrocarbonetos aromáticos polic´ıclicos (PAHs, na sigla em inglês). Tais moléculas, consistindo de vários anéis aromáticos fundidos, representam um reservatório importante de carbono no meio interstelar, chegando a aprisionarem 30-50% de todo carbono desse meio (Puget e Leger, 1989). Essa alta propor¸cão de PAHs reflete suas abundâncias elevadas nos s´ıtios de produ¸cão e a sua resistência às condi¸cões do meio interestelar. De fato, modelos dos envelopes carbonados frios mostram que mais carbono está contido em PAHs do que em CO a temperaturas de cerca de 850 K, quandoC/O >5 (Helling et al., 1996). Os ventos estelares expelem estas moléculas para o meio interestelar e, a partir da´ı, elas podem ser encontradas em outros ambientes.

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A matéria orgânica é componente fundamental de sistemas vivos e, portanto, os estudos sobre a origem da vida e a evolu¸cão da biosfera procuram elucidar como se deu a passagem de compostos orgânicos abióticos para a primeiras formas de vida e como as substâncias orgânicas permanecem dispon´ıveis para os seres vivos na biosfera por per´ıodos de tempo de vários bilhões de anos. Além disso, é inevitável que a distribui¸cão da matéria orgânica no Universo tenha um impacto direto na origem da vida na Terra e em outras partes do Cosmos além do nosso planeta. Por esse motivo, o estudo do conteúdo molecular do universo é um dos eixos da pesquisa em astrobiologia.

1.2 Astrobiologia

Existe vida fora da Terra? Se existir, é um tipo de vida similar às formas de vida que se conhece na Terra? Como detectá-la? Estas são algumas das mais fascinantes perguntas que defrontam as ciências hoje, sendo a astrobiologia a área que se dedica particularmente ao estudo da origem, da evolu¸cão e da distribui¸cão da vida no Universo.

Três estratégias clássicas foram seguidas na busca por vida extraterrestre: o estudo celular de organismos exóticos terrestres, a busca por matéria orgânica, como o estudo realizado neste trabalho, e microorganismos vivos fora da Terra e o uso de radiotelescópios para detectar sinais de vida inteligente no Universo (Chela–Flores, 2001).

A primeira estratégia tem por objetivo entender como a vida na Terra come¸cou. Pesquisas revelaram organismos exóticos, os chamados extremófilos, vivendo em ambientes inóspitos, tais como o fundo de oceanos, len¸cóis glaciais antárticos e fluxos de lava vulcânicos, que apresentam temperatura e pressão que podem até ser semelhantes às encontradas durante a forma¸cão da Terra há cerca de 4,5 bilhões de anos atrás (Chela–Flores, 2001). Descobertas recentes indicam que há ecossistemas inteiros que não dependem da luz solar, estendendo nosso conceito de limites de zona de habitabilidade no Sistema Solar. Pesquisar nossas próprias origens não somente amplia nossa avalia¸cão da enorme diversidade da vida aqui na Terra, mas também pode ajudar-nos a entender as situa¸cões extremas que organis-mos simples podem tolerar, tais como ambientes encontrados em outros corpos celestes, tornando mais provável que exista vida em outro lugar.

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planetas, cometas ou meteoritos, ou, ainda, em nuvens interestelares. Hoje já há evidências de fluxos de água l´ıquida num passado geológico recente, ou até atual, em Marte. A Missão Espacial Galileu forneceu ampla evidência de um oceano embaixo da superf´ıcie congelada de Europa (Chela–Flores, 2001). Um dos objetivos primários da astrobiologia é determinar onde a vida pode existir além da Terra e, se isto é poss´ıvel, quais as condi¸cões ambientais limitantes.

A terceira estratégia usada na busca por ind´ıcios de vida fora da Terra utiliza os radiote-lescópios que, além de pesquisarem os comprimentos de onda invis´ıveis ao olho humano, permitem a deteçcão de anomalias nas ondas de rádio, que podem representar sinais de vida no cosmos. Os astrônomos têm vasculhado o espectro em rádio há cinco décadas, aproximadamente, sem nenhum sinal de civiliza¸cão extraterrestre (Chela–Flores, 2001).

A busca de vida extraterrestre, combinada com grandes avan¸cos em astronomia espacial e de solo levou a encontrar seguidamente novos planetas extrassolares e mesmo novos sistemas planetários, e mantém a esperan¸ca de encontrar vida inteligente “em algum lugar lá fora”.

Estas trˆes estrat´egias fornecem um mapa para uma grande jornada de descobertas, incluindo a possibilidade de encontrar um lugar real no Universo que seja como o planeta Terra e, ao mesmo tempo, elucidar como a vida se desenvolveu no nosso planeta.

1.3 Origem e Busca pela Vida

A procura por vida dentro e fora do Sistema Solar está intrinsecamente relacionada à compreensão dos sistemas vivos na ciência moderna. Porém, definir o que é vida não é uma tarefa tão simples como parece; é preciso examinar a qu´ımica e a fun¸cão dos elementos que constituem um sistema vivo. Outro passo é estudar os lugares no Universo e na Terra onde a matéria-prima para a vida poderia ter se formado antes da vida ter come¸cado de fato. Finalmente, temos que entender os mecanismos através dos quais a matéria-prima não biológica pode ter se combinado resultando nos primeiros organismos vivos.

1.3.1 O que ´e vida?

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repentina-mente na Terra. Estas suposi¸cões eram apoiadas pelas evidências observacionais da época sobre a gera¸cão espontânea de moscas e larvas de insetos a partir de carne podre, piolhos a partir de suor, enguias e peixes a partir da lama do mar e sapos e ratos a partir do solo úmido. Ocasionalmente, a idéia da gera¸cão espontânea era questionada. Por exem-plo, em 1668, o médico Francesco Redi (1627-1697) demonstrou que as larvas de insetos eram postas por moscas e se a carne fosse deixada em um recipiente fechado, então, as moscas adultas eram impedidas de entrar e depositar seus ovos e as larvas não apareciam. De qualquer modo, quando o microscópio holandês feito por Anthony van Leeuwenhoek (1632-1723) detectou microorganismos em 1676, a gera¸cão espontânea era a explica¸cão que melhor dava conta de tais criaturas. O problema foi finalmente resolvido em 1862, quando em uma tentativa de ganhar um prêmio oferecido pela Academia Francesa de Ciência, Louis Paster (1822-1895) realizou uma série de experimentos convincentes demonstrando a inexistência da gera¸cão espontânea. Pasteur mostrou que se um caldo ou solu¸cão es-tiver devidamente esterilizado e exclu´ıdo de contatos com microorganismos, ele poderá permanecer estéril indefinidamente (Gilmour e Sephton, 2004).

Pasteur respondeu uma questão importante ao provar que a gera¸cão espontânea não era a origem da vida, mas inevitavelmente fez surgir questões novas e mais dif´ıceis. Se toda a vida vem de vida existente, de onde veio a primeira vida? Ironicamente, em contraste ao banimento da velha e arraigada ideia que a vida surge espontaneamente de matéria inanimada, veio a inevitável e lógica conclusão que a primeira vida pode ter aparecido exatamente assim - surgida de materiais não-vivos presentes no Universo.

Se vamos estabelecer quando e como a vida se originou, devemos primeiro deﬁnir o que ´e vida.

Em geral, muitos bi´ologos costumam identiﬁcar duas caracter´ısticas chave que indicam vida (Gilmour e Sephton, 2004):

• a capacidade de se auto-replicar;

• a capacidade de evoluir de acordo com a teoria Darwiniana.

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estar sujeitas à sele¸cão natural. A natureza favorece algumas caracter´ısticas particulares sob dadas condi¸cões ambientais e aqueles indiv´ıduos que melhor se adaptarem às condi¸cões existentes sobreviverão mais facilmente. Por este processo, uma mudan¸ca evolutiva com qualquer caracter´ıstica vantajosa por qualquer tipo de muta¸cão deve ser passada para as gera¸cões futuras (Gilmour e Sephton, 2004).

Uma pequena lista de apenas duas caracter´ısticas pode não ser uma defini¸cão muito confiável de vida. Por isso, a NASA propôs a seguinte defini¸cão: “vida é um sistema qu´ımico auto-sustentável capaz de permitir a evolu¸cão Darwiniana” (Joyce, 1994). De qualquer forma, qualquer defini¸cão de vida será igualmente falha sob certas circunstâncias. Por exemplo, a mula é a descendência de jumento com égua, que são espécies distintas, por isso a mula é estéril. Uma mula não pode se multiplicar e, sendo assim, é incapaz de satisfazer os critérios de auto-replica¸cão e de evolu¸cão Darwiniana, mas apesar disso, não se pode negar que ela esteja viva. Entretanto, para a maioria dos casos, essa defini¸cão de vida será uma defini¸cão satisfatória.

Para que a vida seja auto-sustentável e capaz de evoluir conforme a Teoria de Dar-win, energia e materiais básicos precisam ser extra´ıdos do ambiente ao redor para permitir crescimento e replica¸cão. Além disso, alguns tipos de sistemas vivos devem estar presentes para governar a qu´ımica da vida. Para um primeiro passo na procura por vida no Uni-verso podemos nos basear na compreensão dos sistemas vivos na Terra, o que significa vida baseada em água l´ıquida, um conjunto de elementos biogênicos, como o carbono e o nitrogênio, além de uma fonte de energia livre. Nesse estágio, a busca pela vida conduz à busca de água, carbono, nitrogênio e energia livre para sustentar a vida.

1.4 Agua

´

`

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Uma alternativa ocasionalmente proposta, a amônia, poderia ser l´ıquida em outros mun-dos muito mais frios que o nosso, mas a tais baixas temperaturas as rea¸cões qu´ımicas que levariam à vida operariam lentamente e os sistemas vivos teriam que experimentar lapsos de tempo excessivamente longos para alcan¸carem a estabilidade.

Ademais, os elementos que formam a água, o hidrogênio e o oxigênio, são os elementos mais abundantes não só dos seres vivos terrestres, mas também do Universo, seguidos pelo carbono e pelo nitrogênio.

1.5 Carbono

O carbono é o único elemento que pode formar moléculas suficientemente grandes para realizar algumas fun¸cões necessárias para a vida como conhecemos. Pode formar cadeias qu´ımicas com diversos outros átomos, permitindo uma grande diversidade qu´ımica. A importância do carbono para a bioqu´ımica terrestre é ilustrada pela posi¸cão que ocupa na frente da sigla CHONPS, que designa os elementos essenciais para a vida, ou seja, carbono, hidrogênio, oxigênio, nitrogênio, fósforo e enxofre, aos quais se acrescentam os macroelementos cloro, sódio, potássio e cálcio e cerca de uma dúzia de microelementos, tais como ferro, magnésio e zinco.

Uma das principais caracter´ısticas do carbono é a capacidade de vários de seus com-postos de se dissolverem facilmente na água. Tal capacidade de intera¸cão mútua faz dos compostos de carbono e da água as mais importantes substâncias para o desenvolvimento de organismos vivos. Atualmente, todas as formas de vida conhecidas são baseadas em carbono.

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Tabela 1.1 - Os dez elementos mais abundantes no Universo, na Terra e nos organismos

vivos [´atomos de elementos por 100.000 ´atomos no total] (Gilmour e Sephton, 2004)

Universo Toda a Terra Crosta terrestre Oceanos terrestres Humanos

H 92.714 O 48.880 O 60.425 H 66.200 H 60.563 He 7.185 Fe 18.870 Si 20.475 O 33.100 O 25.670 O 50 Si 14.000 Al 6.251 Cl 340 C 10.680 Ne 20 Mg 12.500 H 2.882 Na 290 N 2.440 C 15 S 11.400 Na 2.155 Mg 34 Ca 230 N 8 Ni 1.400 Ca 1.878 S 17 P 130 Si 2,3 Al 1300 Fe 1.858 Ca 6 S 130 Mg 2,1 Na 640 Mg 1.784 K 6 Na 75 Fe 1,4 Ca 460 K 1.374 C 1,4 K 37 S 0,9 P 140 Ti 191 Si - Cl 33

Depois da água, as moléculas mais abundantes em sistemas vivos são as macromoléculas biológicas: carboidratos, lip´ıdios, prote´ınas e ácidos nucleicos, todas formadas por cadeias de carbono.

Os carboidratos são importantes como fontes de energia para a vida (Figura 1.2) e os lip´ıdios, para a forma¸cão da membrana celular (Figura 1.3). Já as prote´ınas, longas cadeias de aminoácidos, são responsáveis pela catálise e pela produ¸cão das enzimas, constituindo uma das principais classes de macromoléculas biológicas (Figura 1.4).

1.6 Nitrogˆenio

(38)

Figura 1.2: Carboidratos formados por cadeias de carbono – transforma¸c˜ao de energia para

organismos vivos. (Gilmour e Sephton, 2004)

(39)

Figura 1.4: Produ¸c˜ao de prote´ınas a partir de amino´acidos. (Gilmour e Sephton, 2004)

1.6.1 Acidos Nucleicos (DNA/RNA)´

´

Acidos Nucleicos podem ser as maiores macromoléculas biológicas conhecidas. Elas consistem em uma cole¸cão de nucleot´ıdios individuais ligados em longas cadeias lineares de pol´ımeros. Assim como a¸cúcares e aminoácidos, nucleot´ıdios podem ser ligados por simples rea¸cões que envolvem a perda de água. Cada nucleot´ıdio é composto por uma pentose (a¸cúcar com cinco átomos de carbono), um ou mais grupos de fosfato e por uma base nitrogenada, para as quais há cinco possibilidades: adenina, citosina, timina e guanina (Figura 1.5), além da uracila.

Figura 1.5: Bases encontradas no DNA. (Gilmour e Sephton, 2004).

Os organismos vivos contêm dois tipos de ácidos nucleicos: DNA e RNA, sendo o DNA o ácido nucleico que contém as instru¸cões genéticas usadas no desenvolvimento e funcionamento de todos os organismos vivos.

1.6.2 Esp´ecies Nitrogenadas de Interesse Astrobiol´ogico

O espectro no infravermelho para as bases nitrogenadas ainda não é bem conhecido para a fase gasosa, o que dificulta sua deteçcão no meio interestelar. Há poucos trabalhos como o de Plützer et al. (2001), que apresenta um espectro para a nucleobase adenina produzido em jatos supersônicos com linhas de absor¸cão na faixa de números de onda entre 36050 e 36700 cm−1_{. Porém, outros compostos contendo a fun¸cão nitrila, tais como}

(40)

-cianoacetileno, HCCN -cianometileno, HCNe o OCN−_{, foram detectados recentemente}

na atmosfera de Titã, em comas cometárias e no meio interestelar (Hudson e Moore, 2004). De fato, esta é uma das áreas que está em desenvolvimento e que possibilitará grandes descobertas observacionais num futuro próximo.

Dentro do Sistema Solar, a qu´ımica da nitrila é particularmente relevante em Titã, já que sua atmosfera oferece condi¸cões de temperatura e pressão para a forma¸cão de tais compostos, além das rea¸cões estimuladas por radia¸cão cósmica, fótons ultravioleta (UV) e pela magnetosfera de Saturno. As nitrilas também são relevantes no contexto de estudo de cometas.

Os cometas são essenciais para entender as nebulosas solares e sua evolu¸cão, já que as moléculas são mais facilmente detectáveis nestes objetos devido à sua trajetória cruzando a órbita terrestre e servem de comparativo para o que se pode encontrar nas regiões de forma¸cão estelar e, também, para pesquisas dos processos qu´ımicos que ocorrem no meio interestelar.

Nesse contexto, cabe salientar a teoria da Panspermia, que sugere que a vida não necessariamente tenha se originado na Terra mas em cometas (Napier et al., 2007), ou ao menos transportada para cá por estes; mais especificamente, Wickramasinghe et al. (2012) refere-se aos planetas primordiais, nos quais teria havido o in´ıcio da vida, ou pelo menos a forma¸cão dos primeiros blocos construtores, alguns milhões de anos após o Big Bang, desde a primeira condensa¸cão do H2, seria poss´ıvel mapear essa história evolucionária pelo processo de colisão de cometas e outros astros que expeliram gás e poeira na nu-vem zoodiacal, quando da passagem dos primeiros corpos planetários pelo sistema solar (Wickramasinghe et al., 2012). Outra teoria, mais aceita, é de que os cometas possam ter fornecido compostos orgânicos chaves para o inicio da vida na Terra. Dentre estes, os compostos heteroc´ıclicos nitrogenados têm especial importância.

1.7 O Mundo Arom´atico

(41)

defini¸cão sem ambiguidade que separe “vida” de “não-vida”. Todos concordam, porém, que a vida tenha que, de alguma forma, passar sua informa¸cão genética ao longo do tempo para se perpetuar.

Existem aproximadamente 170 moléculas detectadas no meio interestelar (ver tabela A.1 no anexo) e várias delas são importantes para compreender a origem da vida. Cabe salientar os hidrocarbonetos aromáticos polic´ıclicos (PAHs), que são moléculas orgânicas encontradas em todo espa¸co e podem ter desempenhado um papel fundamental na origem da vida. De fato, os PAHs devem ter sido as primeiras grandes moléculas produzidas logo após a primeira gera¸cão de estrelas massivas do Universo jovem (Chela–Flores, 2001).

Estas moléculas de carbono e hidrogênio são chamadas “polic´ıclicas” devido as suas múltiplos anéis de átomos de carbono, e “aromáticas”devido às fortes liga¸cões qu´ımicas do anel conjugado, pares isolados ou orbitais vazios que mostram uma estabilidade mais forte do que se poderia esperar da estabilidade de um conjugado sozinho. Os PAHs podem ser encontrados na Terra quando ocorre a combustão incompleta de materiais à base de carbono. Constituem uma fam´ılia de compostos caracterizada por possu´ırem dois ou mais anéis aromáticos condensados. Essas substâncias, bem como os seus derivados nitrogenados e oxigenados, são encontrados como constituintes de misturas complexas em todos os ambientes.

Segundo a bioqu´ımica moderna, os três principais requisitos dos sistemas celulares são ácidos nucleicos, proteinas e membranas. A maior parte destes blocos de constru¸cão da vida, no espa¸co, é encontrado em meteoritos carbonáceos, mas há ind´ıcios de algumas moléculas complexas na fase gasosa no meio interestelar(Chela–Flores, 2001).

Os PAHs podem ter sido material importante para a estabilidade da vida em sua origem, pois possuem uma estrutura muito robusta contra diversos tipos de degrada¸cão, incluindo por radia¸cão. Eles podem ser modificados, mas não serão totalmente destru´ıdos. Mesmo se forem divididos, os fragmentos ainda estarão dispon´ıveis para futuras moléculas. Em contrapartida, outras moléculas mais imediatamente ligadas à vida, como os aminoácidos, não têm grande probabilidade de serem observadas no meio interestelar, uma vez que fótons ultravioleta (UV) as destruiriam (Chela–Flores, 2001).

(42)

e parcialmente insolúvel, e bastante resistente a radia¸cão. Logo, por resistir mesmo sob condi¸cões muito hostis, como durante o poss´ıvel in´ıcio da Terra, esse material pode ter sido mais importante do que inicialmente se suspeitava. Os PAHs são as moléculas orgânicas livres mais abundantes no espa¸co, ambiente certamente menos prop´ıcio à forma¸cão mole-cular em geral do que a Terra, uma vez que não existe uma atmosfera protetora (Lunine, 2005).

Os três requisitos para um sistema vivo são a existência de sistemas informacionais, redes metabólicas e compartimentaliza¸cão. Os PAHs podem desempenhar o papel de pol´ımeros informacionais ao constituir de um modo direto templates com blocos de PAHs complementares. Em rela¸cão à compartimentaliza¸cão os PAHs são capazes de se organi-zarem em bicamadas para constituir estruturas primitivas de membrana (Ehrenfreund et al., 2006).

Um ponto importante é que os PAHs também podem ser fotossensibilizados, porque podem realizar transferência de carga entre cátions e ânions. Assim, eles podem desem-penhar um papel metabólico como transdutores energia. Além disso, Nicolas Platts, do Laboratório de Geof´ısica do Carnegie Institution of Washington propôs que, pela jun¸cão de PAHs, eles podem formar um pol´ımero informacional semelhante a um ácido nucleico (Platts, 1992). Portanto, o material aromático pode ser utilizado como “recipiente”para os três requisitos à vida de uma só vez.

A recente deteçcão deC4H−, C6H− eC8H− levou à investiga¸cão dos ânions de hidro-carbonetos no meio interestelar e no ambiente circum-estelar. A razão encontrada entre a abundância de ânions e moléculas neutras é de, pelo menos, uma pequena porcentagem, uma vez que essas últimas têm mais de cinco átomos de carbono. Esses cálculos predizem, ainda, ânions de n átomos de carbono (Cordiner et al., 2007a).

(43)

2007a).

Considerando o papel da carga dos PAHs quanto à extin¸cão ultravioleta, uma com-bina¸cão de PAHs marjoritariamente neutros e com carga negativa reproduz satisfatoria-mente curvas de extin¸cão interestelar observadas (Cecchi-Pestellini et al., 2008).

Além disso, as assim chamadas Bandas Aromáticas no Infravermelho (AIBs, na sigla em inglês) são atribu´ıdas à emissão infravermelha de PAHs aquecidos, excitados por fótons UV. Também se acredita que algumas das Bandas Difusas Interestelares (DIBs, na sigla em inglês), um conjunto de linhas de absor¸cão no vis´ıvel e no infravermelho próximo, teriam sua origem nos PAHs (ver se¸cões 3.10 e 4.2 desta disserta¸cão).

Assim, os PAHs são excelentes moléculas alvo para a busca de matéria orgânica que foi produzida em outras partes do Sistema Solar ou mesmo em outros locais da Galáxia e entregue posteriormente quase intacta em planetas como Marte e a Terra.

1.8 Organiza¸c˜ao da Disserta¸c˜ao

(44)

(45)

Base de Dados

O principal instrumento utilizado neste estudo foi um modelo computacional para regiões de fotodissocia¸cão (PDRs), o código PDR Meudon, podendo ser usado no estudo de propriedades f´ısicas e qu´ımicas de nuvens difusas, nuvens moleculares densas e regiões circum-estelares, além das regiões de fotodissocia¸cão (Le Petit et al., 2006). Dessa forma, é poss´ıvel analisar a região estudada de acordo com seus principais parâmetros, como a incidência de um campo de radia¸cão, a densidade, a temperatura e a pressão da região, bem como as propriedades qu´ımicas de compostos que podem ser formados e/ou destru´ıdos e suas rea¸cões qu´ımicas.

2.1 Meio Interestelar

O componente mais óbvio do meio interestelar é constitu´ıdo pelos fótons, dos quais os produzidos por estrelas quentes, especialmente de tipo O e B, fótons UV, têm especial importância ao constituir um campo de radia¸cão associado ao meio interestelar geral, que pode aquecer e ionizar o gás, interagindo também com os demais componentes do meio.

A idéia de um gás interestelar é relativamente recente, as primeiras evidências remontam às observa¸cões da binária espectroscópica δ Orionis em 1904, feitas por Johannes Franz Hartmann (1865-1936), que revelaram a presen¸ca de linhas de absor¸cão de CaII que não participavam do movimento orbital do par. Hartmann concluiu pela existência de uma nuvem de gás na linha de visada de δ Orionis, afastando-se com velocidade radial de 16km/s.

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radia¸cão do campo, apresentando-se no céu como nebulosas escuras. É o caso do Saco de Carvão e da Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo, na constela¸cão de Órion.

Caso a nuvem de grãos esteja associada a estrelas moderadamente quentes, com tem-peraturas efetivas atéTef ≃25000K, os grãos podem espalhar a radia¸cão estelar, formando

uma nebulosa de reflexão. Essas nebulosas são importantes para a determina¸cão das pro-priedades f´ısicas dos grãos. Um exemplo é a nebulosa de reflexão ao redor das Plêiades.

Quando a nebulosa est´a associada a estrelas muito quentes, comTef ≥25000K, o g´as

ao redor encontra-se fotoionizado, e a nebulosa é uma nebulosa difusa ou região HII. O gás ionizado ocupa uma região bem definida no espa¸co, com uma separa¸cão n´ıtida entre a região HII ionizada e quente, com temperatura eletrônicaTe≃104K, e a região HI neutra

e fria, com temperatura cinética deTc ≃102K. As regiões HII apresentam intensa emissão

nas linhas UV e ópticas do H, He e elementos pesados e, além disso, emissão em rádio e no infravermelho. Essas regiões são associadas com as regiões de forma¸cão estelar e têm um papel importante no estudo da evolu¸cão qu´ımica da Galáxia e na defini¸cão dos bra¸cos espirais, dos quais são os principais tra¸cadores (Maciel, 2002).

Outros tipos de nebulosas s˜ao formadas no processo de evolu¸c˜ao estelar. Estrelas com massa da ordem de 1M⊙ terminam suas vidas ejetando suas camadas externas,

torna-se uma anã branca e, posteriormente, uma anã negra. Expulsas, suas camadas externas formam uma nebulosa planetária. Este tipo de nebulosa possui propriedades análogas às região HII, pois suas estrelas centrais são objetos muito quentes com Tef ≥ 30000K e

fotoioniza essas regi˜oes. Estrelas com massas maiores do que 9M⊙ terminam suas vidas

ejetando toda ou parte de sua massa de um modo explosivo, constituindo as supernovas. Forma-se uma nebulosa gasosa brilhante a partir do material estelar espalhado pelo espa¸co interestelar, chamada resto de supernova. Através das colisões entre o material ejetado e o meio interestelar o gás nesta região é ionizado. Os processos não-térmicos, como a emissão s´ıncrotron, são os principais responsáveis pela emissão da radia¸cão.

(47)

Os grãos interestelares são os principais responsáveis pela polariza¸cão da radia¸cão das estrelas e, assim, fornecem evidências da existência de umcampo magnético fraco no meio interestelar - com intensidadeB ≃10−6_Gauss_{- pois este tipo de campo pode causar uma} anisotropia, como a apresentada na polariza¸cão, segundo uma dire¸cão preferencial.

O espa¸co interestelar contém também raios cósmicos, part´ıculas de alta energia como prótons, elétrons e núcleos de elementos pesados, que atravessam a região com velocidades próximas à da luz. A deteçcão e análise dos raios cósmicos permite estudar as condi¸cões f´ısicas de seus locais de origem através dos poss´ıveis processos de acelera¸cão que tenham sofrido.

2.1.1 Regi˜oes de Fotodissocia¸c˜ao

Quando somente fótons, em sua grande maioria menos energéticos do que a energia de ioniza¸cão do hidrogênio, chegam à camada superficial de uma grande nuvem molecular, dissociando e ionizando suas moléculas, deixando o resto da nuvem predominantemente neutra, ou seja, molecular, a camada superficial da nuvem é chamada de região fotodomina-da ou de fotodissocia¸cão, PDR (photon-dominated region, na sigla em inglês). A distin¸cão entre PDRs e regiões HII torna-se clara se a defini¸cão de PDR aplicada não for a de região fotodominada, já que as regiões HII também são dominadas por fótons, mas a de regiões de fotodissocia¸cão, pois moléculas dissociadas são dificilmente encontradas em regiões HII. Uma PDR é definida abrangentemente como uma região onde as propriedades f´ısicas e qu´ımicas do gás são determinadas por fótons penetrantes do ultravioleta distante (FUV, 6< hν < 13.6eV).

Figura 2.1: Ilustra¸cão esquemática de uma PDR com as regiões de aparecimento das

prin-cipais esp´ecies atˆomicas e moleculares. (Le Petit, 2012)

(48)

per-dendo intensidade ao penetrar a nuvem e, assim, as espécies mais importantes passam de ´ıons para moléculas; a complexidade qu´ımica aumenta, pois as espécies moleculares podem ser formadas sem serem imediatamente destru´ıdas pela radia¸cão de alta energia (ver Le Petit et al., 2006; Gerin et al., 2009).

O aquecimento da nuvem se dá principalmente pelo campo de radia¸cão incidente, mas outras fontes também são importantes: a desexcita¸cão colisional de moléculas deH2 vibra-cionalmente excitadas, emitindo fótons no processo; colisões poeira-gás quando a tempe-ratura do grão é maior que a do gás; raios cósmicos, que podem penetrar fundo na nuvem; efeito fotoelétrico na superf´ıcie dos grãos e dos PAHs pelos fótons FUV; a forma¸cão e disso-cia¸cão deH2; a turbulência do gás; e rea¸cões qu´ımicas no interior da nuvem (Le Petit et al., 2006).

O resfriamento se dá principalmente pela emissão por moléculas excitadas, pela emissão no cont´ınuo pelos grãos e pelas colisões poeira-gás quando a temperatura do grão é menor do que a do gás.

A densidade da nuvem e a intensidade do campo de radia¸cão FUV basicamente determi-nam o tamanho e a estrutura qu´ımica - a distribui¸cão de abundância de cada constituinte qu´ımico - da PDR da nuvem.

Os grãos na nuvem molecular têm grande importância f´ısica, pois determinam grande parte da curva de extin¸cão da nuvem, catalisam algumas rea¸cões qu´ımicas e são responsá-veis por toda forma¸cão de hidrogênio molecular em condi¸cões padrão galácticas, além de participarem do balan¸co térmico da nuvem por aquecimento fotoelétrico e colisão poeira-gás (Le Petit et al., 2006).

Quanto mais adentramos a nuvem, ou seja, maior a extin¸c˜ao (AV), mais energ´etica deve

ser a radia¸cão para conseguir penetrá-la. Passando da região da PDR (região I na figura 2.2) dominada por fótons FUV, vem uma região ainda dominada por fótons FUV, mas somente parcialmente, pois o campo de radia¸cão externo é fortemente atenuado. Nessa região (II na figura 2.2) há o acúmulo de capas de gelo na superf´ıcie dos grãos na nuvem molecular. A fotodissocia¸cão é devido ao atenuado campo FUV que, ainda assim, consegue fazer espécies em estado sólido na superf´ıcie dos grãos passarem para o estado gasoso.

(49)

Figura 2.2: Ilustra¸cão esquemática de uma nuvem molecular com suas três regiões t´ıpicas.

(Le Petit, 2012)

importante como agentes externos (Hollenbach et al., 2009).

2.2 Deteçcão de Moléculas no Meio Interestelar

Moléculas apresentam linhas de emissão e absor¸cão assim como os átomos, porém o número de linhas do espectro molecular é muito maior, já que elas podem estar excitadas tanto eletronicamente como também vibracional e rotacionalmente, na fase de gás.

A mecânica quântica prevê que, assim como no caso das transi¸cões eletrônicas, somente algumas transi¸cões vibracionais e rotacionais são permitidas. As energias destes estados de vibra¸cão e rota¸cão podem ser entendidas, respectivamente, como modos de vibra¸cão ao redor das posi¸cões de equil´ıbrio dos átomos da estrutura molecular, uns em rela¸cão aos outros e como rota¸cão das moléculas como um todo ao redor dos eixos, a partir do centro de massa (Karplus e Porter, 1970).

(50)

Tabela 2.1 - Comprimentos de onda de diversas emiss˜oes provenientes de transi¸c˜oes entre

diversos tipos de átomos, núcleos atômicos e moléculas. As denomina¸cões FUV, NIR e FIR

s˜ao, respectivamente, ultravioleta distante, infravermelho pr´oximo e infravermelho distante.

(Karplus e Porter, 1970)

Comprimento de onda Origem Radia¸c˜ao

10−1₋₁₀3_˚_A _Transi¸c˜_{oes eletrˆ}_{onicas internas de ´}_{atomos e mol´}_eculas _{Raios-X e FUV}

103₋₁₀4_˚_A _Transi¸c˜_{oes eletrˆ}_{onicas externas} _{UV (10}3₋₄_×₁₀3_˚_A₎

de ´atomos e mol´eculas Vis´ıvel (4×103₋

7×103_˚

A) NIR (>7×103_˚_A₎

104₋₁₀6_˚_A _Vibra¸c˜_{oes moleculares} _{Infravermelho (IR)}

1−102

µm Vibra¸c˜oes moleculares Infravermelho (IR) 102₋

105

µm Rota¸c˜oes moleculares FIR (102₋

103

µm) 0.1−102_mm _Rota¸c˜_{oes moleculares} _{Microondas (10}3_µm₋₀_.₁_mm₎

10−30cm Rota¸cões moleculares e ressonância elétron-spin Microondas 0.3−300m Ressonância nuclear-magnética Ondas de rádio

A presen¸ca de moléculas no meio interestelar é inferida por suas linhas de emissão ou absor¸cão, pois essas são caracter´ısticas das liga¸cões qu´ımicas entre seus átomos cons-tituintes. Mas para moléculas mais complexas a quantidade de linhas pode ser imensa, tornando dif´ıcil distinguir entre linhas de diferentes moléculas ou entre linhas de diferentes átomos. No caso de PAHs e de outras moléculas grandes, as linhas de diferentes liga¸cões qu´ımicas podem até ser observadas, mas a estrutura espacial das liga¸cões entre seus átomos constituintes não pode ser inferida diretamente do espectro observado. Isso dificulta a deteçcão de moléculas complexas, fato percebido na redu¸cão da quantidade de moléculas detectadas com grande número de átomos. (ver tabela A.1)

(51)

2.2.1 Rea¸c˜oes Moleculares na Fase Gasosa

Os processos de forma¸cão e destrui¸cão de moléculas no meio interestelar apresentam quatro diferen¸cas básicas com rela¸cão aos processos conhecidos na atmosfera terrestre (Maciel, 2002): i) os principais processos que levam à forma¸cão e fixa¸cão de uma po-pula¸cão estável de moléculas interestelares são, basicamente, processos na fase gasosa, já que as espécies atômicas e moleculares nas nuvens interestelares estão essencialmente na fase gasosa, com exce¸cão dos grãos sólidos; ii) ocorrência de rea¸cões envolvendo três ou mais part´ıculas são praticamente impedidas devido às baixas densidades das nuvens intereste-lares, mesmo as mais densas - da ordem de 104 _por _cm−3_{. Em compensa¸cão, devido à sua} destrui¸cão mais lenta e sua maior estabilidade nessas nuvens, radicais e moléculas muito reativos em laboratório, como OH eN2H+, podem ser estudados mais detalhadamente nas nuvens interestelares. Além disso, algumas espécies somente foram identificadas no meio interestelar, como HC7N e HC9N; iii) a energia cinética dos átomos e das moléculas é baixa, pois as temperaturas das nuvens interestelares são muito baixas e somente rea¸cões exotérmicas têm, geralmente, importância. Algumas rea¸cões ocorrem quando processos dinâmicos injetam no gás uma energia superior à energia térmica média dos átomos nas nuvens. As nuvens têm movimentos aleatórios com velocidade (≃ 10kms−1_{) superiores à} velocidade do som em nuvens interestelares t´ıpicas (≃1kms−1_{), de modo que a colisão de} duas nuvens pode produzir ondas de choque com energia suficiente para elevar sua tem-peratura localmente por um fator da ordem de cem; iv) no meio interestelar, as rea¸cões de oxigênio são muito menos importantes nas nuvens interestelares do que nas condi¸cões de laboratório, em que a alta reatividade do oxigênio tem um papel preponderante nos pro-cessos qu´ımicos, já que a abundância de oxigênio é muito mais baixa que a do hidrogênio. Por exemplo a molécula de CO, que em condi¸cões terrestres transforma-se facilmente em

CO2, ´e a segunda mais abundante no meio interestelar. Isso se deve `a grande estabilidade

do CO nas nuvens interestelares e mesmo nas atmosferas das estrelas mais fria e, assim, ela é utilizada para determinar a abundância da espécie mais importante, oH2.

2.2.1.1 Rea¸cões Íon-Molécula

(52)

radia¸cão UV ou pela propaga¸cão de part´ıculas energéticas - os raios cósmicos, e a carga elétrica de um dos reagentes resulta em uma for¸ca de atra¸cão, que favorece a rea¸cão.

Exemplos dos principais processos s˜ao (Maciel, 2002):

C+hν →C++e− _(2.1)

H2+r.c.→H2++e−+r.c. (2.2)

onder.c. signiﬁca raios c´osmicos.

Nas nuvens interestelares as rea¸cões ´ıon-moléculas frequentemente envolvem oH2. Por exemplo, o ´ıon H₂+ produzido pela rea¸cão 2.2 pode desencadear as seguintes rea¸cões em nuvens densas (Maciel, 2002):

H₂++H2 →H3++H (2.3)

H3++O →OH++H2 (2.4)

OH++H2 →H2O++H (2.5)

H2O++H2 →H3O++H (2.6)

H3O++e− →H2O+H (2.7)

com a produ¸cão deH2O na rea¸cão de recombina¸cão dissociativa 2.7. Essa rea¸cão pode ser substitu´ıda pela forma¸cão de OH, como por exemplo

H3O++e− →OH+H2 (2.8)

O mesmo resultado, isto é, a forma¸cão deH2O e OH, pode resultar da rea¸cão

O++H2 →OH++H (2.9)

(53)

A qu´ımica do carbono nas nuvens interestelares densas é também baseada nas rea¸cões ´ıon-molécula, em especial a forma¸cão de CO. A partir do ´ıon H₃+ formado em 2.3 e de

maneira semelhante `as rea¸c˜oes 2.4 a 2.6, temos (Maciel, 2002):

H₃++C →CH++H2 (2.10)

CH++H2 →CH2++H (2.11)

CH₂++H2 →CH3++H (2.12)

A forma¸cão do CO é feita, então, pelas rea¸cões

CH₃++O →HCO++H2 (2.13)

HCO++e−→CO+H (2.14)

Em nuvens difusas a penetra¸c˜ao da radia¸c˜ao produz ´ıons reativos como o C+_{, que se} associa radiativamente com H2 (Maciel, 2002):

C++H2 →CH2++hν (2.15)

O produto (CH₂+) pode sofrer rea¸c˜oes como 2.12 a 2.14 ou formar CH ou CH2 pelas rea¸c˜oes

CH₃++e−→CH +H2 (2.16)

CH₃++e−→CH2+H (2.17)

(54)

2.2.1.2 Rea¸c˜oes Neutro-Neutro

Embora menos eficientes que as rea¸cões ´ıon-molécula, as colisões de átomos neutros, ou de um átomo com uma molécula, podem levar à forma¸cão de uma nova molécula. Neste caso, a intera¸cão é mais fraca, podendo eventualmente haver uma barreira de energia que dificulta a rea¸cão. Esta poderá ocorrer se a part´ıcula incidente tiver energia suficiente ou puder atravessar a barreira de potencial por tunelamento. Alguns exemplos são:

O+OH →O2+H (2.18)

N +N O →N2+O (2.19)

No caso da primeira rea¸cão, a barreira é desprez´ıvel, mas a segunda é lenta paraT ≃

10K e mais rápida para T ≃300K, havendo uma barreira importante (Maciel, 2002). A molécula deH2O pode ser produzida em nuvens interestelares a partir do O neutro - mais abundante que o ´ıon O+ _{envolvido na rea¸cão 2.9 - pela rea¸cão}

O+H2 →H2O+hν (2.20)

Essa rea¸cão é exotérmica, mas possui uma barreira de energia de ativa¸cão correspon-dente a cerca de 100K (Maciel, 2002). Essa temperatura pode ser alcan¸cada por meio de ondas de choque. Rea¸cões endotérmicas, como a rea¸cão envolvendo C e H2 para produzir hidrocarbonetos ou N eH2produzindo amônia (N H3) podem também ocorrer pela mesma razão.

2.2.1.3 Associa¸c˜ao Radiativa

Rea¸c˜oes do tipo

A+B →AB+hν (2.21)

(55)

como 2.15 ou em

C++H→CH++hν (2.22)

2.2.1.4 Recombina¸c˜ao Radiativa

Em uma recombina¸cão radiativa, um ´ıon recombina-se com um elétron, havendo emissão de um fóton. Por exemplo, além de 2.9, o ´ıon O+ _{pode ser destru´ıdo por}

O++e−_→_O₊_hν _(2.23)

2.2.1.5 Recombina¸c˜ao Dissociativa

Esta é uma rea¸cão em que um ´ıon molecular recombina-se com um elétron, com a forma¸cão de dois produtos neutros, como em

OH+

2 +e−→OH +H (2.24)

OH₃++e−→OH +H2 (2.25)

Geralmente, essas recombina¸cões são mais rápidas que as recombina¸cões radiativas. Outros exemplos são as rea¸cões 2.7, 2.16 e 2.17.

2.2.1.6 Rea¸c˜oes de Troca de Carga

Em nuvens difusas, a radia¸cão não é suficientemente energética para ionizar o O, mas o ´ıon O+ _{pode ser obtido por uma rea¸cão de troca de carga do tipo}

O+H+→O++H (2.26)

Os ´ıons H+ _{são produzidos pela ioniza¸cão do H pelos ráios cósmicos. O ´ıon} _O+ pro-duzido pode, então, ser usado para as rea¸cões iniciadas com 2.9 até a forma¸cão deH2O ou OH.

2.2.2 Destrui¸c˜ao de Mol´eculas

(56)

2.2.2.1 Fotodissocia¸c˜ao

Possivelmente o principal meio de destrui¸cão das moléculas nas nuvens interestelares difusas é a fotodissocia¸cão como, por exemplo, na rea¸cão

OH+hν →O+H (2.27)

As moléculas em nuvens interestelares não protegidas pelos grãos de poeira podem ser destru´ıdas pela radia¸cão UV em escalas de tempo relativamente curtas, da ordem de algumas centenas de anos. As escalas de tempo para a fotodissocia¸cão tornam-se aprecia-velmente mais longas à medida que aumenta-se a extin¸cão da nuvem interestelar, o que tende a bloquear os fótons do campo de radia¸cão.

2.2.2.2 Dissocia¸c˜ao Colisional

No interior de nuvens densas o processo dominante de dissocia¸cão molecular é colisional, pois os fótons UV não conseguem penetrar devido à absor¸cão pelos grãos nas regiões periféricas. De fato, a maior densidade nessas regiões favorece a ocorrência de rea¸cões na fase gasosa, com a eventual dissocia¸cão de espécies moleculares. Além disso, processos dinâmicos como ondas de choque podem favorecer a forma¸cão de moléculas, fornecendo a energia necessária para superar a barreira de energia de ativa¸cão. Entretanto, se o choque for suficientemente intenso, com velocidade de algumas dezenas dekm/s, as colisões poderão dissociar moléculas como oH2, produzindo átomos de H que, por sua vez, podem dissociar colisionalmente outras moléculas como NH ou N H3.

2.3 Cin´etica de Rea¸c˜ao

(57)

2.3.1 Taxas de Rea¸c˜ao

Considere uma rea¸c˜ao do tipo

A+B →M+X (2.28)

Chamando σ a se¸cão de choque da rea¸cão, pode-se definir a constante de rea¸cão ou coeficiente de rea¸cãoκ pela rela¸cão

κ=hσvi (2.29)

ondevé a velocidade relativa dos reagentes. Admitindo, por exemplo, uma distribui¸cão maxwelliana de velocidades para os átomos reagentes, a constante de rea¸cão pode depender, portanto, da temperatura do gás.

A taxa de rea¸cão r mede a taxa de varia¸cão dos reagentes e produtos envolvidos na rea¸cão no decorrer do tempo. A taxa r é uma quantidade positiva e é, geralmente, pro-porcional à constante de rea¸cão e às densidades dos reagentes, podendo ser escrita como

r =κnAnB (2.30)

onde nA e nB s˜ao as densidades num´ericas dos reagentes A e B. Se σ for medido em

cm2 _e_v _em _cm/s_{, a constante} _κ_{ser´a medida em}_cm3_/s_{e, medindo as densidades em}_cm−3_, a taxa r tem unidades de cm−3_s−1_.

As constantes de rea¸cão podem depender fortemente da temperatura, em particular quando há barreira de energia de ativa¸cão. Essa dependência, da constante de rea¸cão κ

com a temperatura é frequentemente escrita utilizando-se a clássica equa¸cão de Arrhenius,

κ(T) =Ae−Ea/κT _(2.31)

onde A é o fator de Arrhenius eEa é a energia de ativa¸cão. Desta rela¸cão, temos:

lnκ= lnA− Ea

κT (2.32)

(58)

Tabela 2.2 -Valores m´edios para os principais tipos de rea¸c˜ao na fase gasosa. (Maciel, 2002)

Tipo de Rea¸c˜ao κ(cm3_/s₎

Rea¸c˜oes ´ıon-mol´ecula 10−9

Rea¸c˜oes neutro-neutro 10−11

Associa¸c˜ao radiativa - diatˆomica 10−17

Associa¸c˜ao radiativa - poliatˆomica 10−9

Recombina¸c˜ao radiativa 10−12

Recombina¸c˜ao dissociativa 10−6

Rea¸c˜oes de troca de carga 10−9

2.4 Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo

Figura 2.3: Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo (HHN) e circunvizinhan¸ca. (NASA, 2010)

(59)

para a forma¸cão de linhas moleculares. Outrossim, é poss´ıvel ampliar os estudos sobre a região, tendo como base os resultados obtidos por Goicoechea et al. (2009) e Gerin et al. (2009), considerando essa região como arquétipo de nuvens moleculares. As caracter´ısticas f´ısicas mais importantes da HHN estão sintetizadas na tabela 2.3.

Tabela 2.3 -Caracter´ısticas f´ısicas da Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo. (Gerin et al., 2009)

Nome Barnard 33 (Nebulosa Cabe¸ca de Cavalo - HHN) Localiza¸c˜ao AR: 50h40m54.27s; DEC:−02◦₂₈′₀₀′′₍₂₀₀₀₎

Distˆancia da Terra ∼400pc

Estrela iluminadora σOrionis(O9.5V) Campo de radia¸c˜ao FUV 60 (unidades de Draine) Profundidade ao longo da linha de visada ∼0.1pc

Inclina¸c˜ao da linha de visada ≤6◦

Gradiente em forma de degrau: Perfil de densidade n∼r−3_de_∼₁₀5₋₁₀3_cm−3_{no n´}_{ucleo frio}

n∼5−10×103

cm−3

na borda da (PDR) Temperatura cin´etica TK∼15Kno n´ucleo frio;TK∼100Kna borda (PDR)

Press˜ao t´ermica ∼4×106_Kcm−3

σ Orionis´e na verdade um sistema qu´ıntuplo (Kaler, 2012), na borda de um pequeno aglomerado estelar, a 1150 anos-luz da Terra. O sistema de cinco estrelas ´e dominado por um par de estrelas: a mais luminosa do par tem tipo espectral O9.5V e, a menos luminosa do par tem tipo espectral B0.5V.

2.5 O C´odigo PDR Meudon

Modelos teóricos sobre a estrutura das PDRs vêm sendo feitos há cerca de 30 anos, evoluindo para complexos códigos computacionais e passando a considerar um número crescente de efeitos f´ısicos, provendo resultados cada vez mais acurados (Röllig et al., 2007). O códigoPDR Meudoné um desses modelos computacionais, podendo ser usado no estudo f´ısico e qu´ımico de nuvens difusas, PDRs, nuvens moleculares densas e regiões circum-estelares.

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publicamente (http://pdr.obspm.fr/PDRcode.html) e de ser um dos programas usados como recurso dos trabalhos a serem conduzidos com o observatório Herschel. Ele é des-crito em Le Petit et al. (2006), Röllig et al. (2007). Deve ser mencionado também um importante trabalho (Röllig et al., 2007) que compara os resultados de diversos códigos PDR, entre eles o código PDR Meudon.

2.5.1 Caracter´ısticas do C´odigo

O modelo considera uma nuvem unidimensional, com bordas paralelas e bem definidas (Figura 2.4), podendo ter extensão finita ou semi-finita. O observador sempre se encontra no lado negativo. O modelo considera, ainda, uma geometria plano-paralela estacionária para o gás e poeira, iluminado por um campo de radia¸cão UV, caracterizado pela equa¸cão 2.35 e ajustado por um fator χ, que representa a intensidade do campo de radia¸cão FUV incidente em unidades do campo de radia¸cão interestelar médio definido por Draine (1978), proveniente de um ou de ambos os lados da nuvem (as duas intensidades podem ser dife-rentes - χ+ _{para o lado positivo e} _χ− _{para o lado negativo).}

Uma estrela de dado tipo espectral também pode ser introduzida a uma distânciad(em parsecs) para criar um campo de radia¸cão adicional. O código resolve a equa¸cão de trans-ferência radiativa (no UV) de uma forma iterativa, em cada ponto da nuvem, considerando também as absor¸cões causadas por transi¸cões de H eH2, além do cont´ınuo devido à poeira. O modelo também calcula o equil´ıbrio térmico, tendo em vista processos de aquecimento (tais como o efeito fotoelétrico), a qu´ımica, raios cósmicos e outros parâmetros, além do resfriamento resultante da emissão no infravermelho e milimétrico, abundante em ´ıons, átomos e/ou moléculas. A abundância de cada espécie é calculada em cada ponto. O es-tado de excita¸cão de algumas espécies importantes é então calculado e, assim, o programa é capaz de calcular a densidade de coluna e emissividade/intensidade.

O campo de radia¸cão padrão é o campo de Draine (Draine, 1978), adotado no código como

I(λ) = 1 4π(

6.300×107

λ4 −

1.0237×1011

λ5 +

4.0812×1013

λ6 ) (2.33)

(61)

Figura 2.4: Ilustra¸cão de algumas caracter´ısticas geométricas do código Meudon PDR em

uma nuvem. O Atot

V ´e o tamanho da nuvem, no caso χ

+ _{de uma nuvem finita. (Le Petit,}

2012)

I(λ) = 1.38243×10−5λ−0.3 (2.34) ´

E comum medir a intensidade do campo de radia¸cão usando o parâmetro G devido a Habing (1968), que é expresso, no modelo, pela equa¸cão 2.35.

G= 1

5.6×10−14

Z 2400

912

u(λ)dλ (2.35)

O campo de radia¸cão adicional devido à estrela é oriundo da cria¸cão de um espectro de corpo negro a partir da temperatura efetivaTef e do raio r∗ do tipo espectral da estrela.

As distâncias na nuvem são medidas em extin¸cão AV, dada pela equa¸cão 2.36

AV = 2.5 log10(e)τ (2.36)

com AV dado em magnitudes eτ sendo a profundidade ´optica em determinado ponto

da nuvem (Rybicki e Lightman, 1979).

A rela¸cão entre a profundidade óptica e uma distância real l, entre l eAV, é dada pela

equa¸c˜ao 2.37 (Karplus e Porter, 1970).

l = 2.5 log10(e)

CD

RV

Z τmax

0

dtτ nH(τV)

(2.37) onde, CD = _EN_BH₋_V, sendo NH[cm−2] =N(H) + 2N(H2) a densidade de coluna total do hidrogˆenio n˜ao ionizado,EB−V o excesso de cor, RV = _EA_BV₋_V, e nH(τV)[cm−3] =n(H+) +

n(H) + 2n(H2) a densidade total de núcleos de hidrogênio a uma profundidade óptica vis´ıvelτV. O limite superior de integra¸cãoτmax é a profundidade óptica máxima da nuvem.

Valores galácticos t´ıpicos para estes parâmetros são de estados estacionáriosCD = 5.8×1021

cm−2_mag−1 _e _R

(62)

Uma das grandes restri¸cões do modelo é a aproxima¸cão de estado estacionário, de modo que os resultados não podem ser comparados diretamente às observa¸cões de regiões com evolu¸cão rápida. No entanto, o tempo em escalas de fotoprocessos é modesto comparado ao de extin¸cão e/ou alta radia¸cão de campos. O per´ıodo de tempo dado pela fotodissocia¸cão do H2 é tipicamente 1000/χ anos na beira de uma nuvem (com radia¸cão UV). O estado estacionário é então uma aproxima¸cão satisfatória (Le Petit et al., 2006).

Podem-se definir os parâmetros que descrevem o sistema e que podem ser ajustado como melhor convém. A primeira hipótese é de que cada célula de gás é pequena o suficiente para que todas as quantidades f´ısicas possam ser constantes, mas suficientemente grande para a média estat´ıstica ser significante. Podemos, assim, falar da quantidade “temperatura cinética” (TK) como uma fun¸cão da posi¸cão. Esta única hipótese exclui alguns problemas

interessantes, como a presen¸ca de choques. As duas quantidades f´ısicas mais importantes consideradas são densidade e temperatura. Para a temperatura variável, as equa¸cões são resolvidas para equil´ıbrio térmico, e a densidade em si torna-se uma variável se algum tipo de equa¸cão de estado for utilizada. Os casos mais usuais a serem resolvidos são aqueles de equil´ıbrio térmico com densidade ou pressão constantes.

Outra restri¸cão é o grupo de propriedades ou constantes que têm valores bem definidos, mas incertezas a cerca desses valores podem existir, em alguns casos por serem determi-nadas experimentalmente, além de poderem variar conforme a fonte na literatura.

2.5.1.1 Rea¸c˜oes Qu´ımicas

Os resultados do modelo são altamente dependentes da qu´ımica e da micro-f´ısica (as constantes ou propriedades) existentes nas PDRs. Neste caso, o modelo só tem uso se a descri¸cão da micro-f´ısica em que ele se sustenta for acurada. Assim, os processos f´ısicos e qu´ımicos medidos em laboratório e observa¸cões precisas são requisitos fundamentais na constru¸cão dos modelos.

No caso das rea¸cões qu´ımicas, são diversos os parâmetros necessários para que estas tenham precisão suficiente para estimar a realidade nas PDRs. Estes parâmetros são estabelecidos através, principalmente, de modelos quânticos que calculam as taxas das rea¸cões baseados na densidade dos reagentes e produtos formados na região.